Adrasteia

Adrasteia
	Imagem de Adrasteia obtida pela sonda Galileo entre novembro de 1996 e junho de 1997
Descoberta
Descoberto por	David C. Jewitt; G. Edward Danielson;
Data da descoberta	8 de julho de 1979
Designações
Nomeado em homenagem a	Ἀδράστεια Adrasteia
Adjetivos	Adrasteano
Características orbitais
Semieixo maior	129000 km
Excentricidade	0,0015
Período orbital (sideral)	0,29826 dia; (7 h, 9.5 min)
Velocidade orbital média	31,378 km/s
Inclinação	0,03° em relação ao equador de Júpiter
Satélite de	Júpiter
Características físicas
Dimensões	20 × 16 × 14 km
Raio médio	8,2±2,0 km
Volume	≈ 2345 km3
Massa	2×1015 kg
Densidade média	0,86 g/cm³
Gravidade superficial	0,0004 m/s²
Velocidade de escape	0,008 km/s
Período de rotação sideral	síncrona
Albedo	0,10±0,045
Temperatura	≈ 122 K
Atmosfera
Pressão da superfície	Inexistente

Adrasteia, também conhecida como Júpiter XV, é o segundo por distância, e o menor dos satélites de Júpiter do Grupo Amalteia. Ele foi descoberto com fotografias tiradas pela Voyager 2 em 1979, sendo o primeiro satélite natural a ser descoberto com imagens tiradas com uma sonda interplanetária, em vez de imagens por telescópios.^[2] Ele foi nomeado oficialmente a partir do ser mitológico Adrasteia, filha do deus grego Zeus.^[3] Adrasteia é uma das poucas luas descobertas no sistema solar que orbita seu planeta em um tempo menor do que a rotação dele. Ele orbita Júpiter na borda do anel principal e pensa-se que é o principal contribuinte de materiais para os Anéis de Júpiter.

Descobrimento e observações

Descoberta de Adrasteia, tomado em 8 de julho de 1979 (1979-07-08) pela sonda Voyager 2. Adrasteia é o ponto justo no meio, continuando a linha dos anéis Jovianos.

Adrasteia foi descoberto por David C. Jewitt e G. Edward Danielson nas fotografias da sonda Voyager 2 tomadas em 8 de julho de 1979 (1979-07-08), e recebeu a sua designação S/1979 J 1 após a publicação da descoberta na revista Science (vol. 206, p. 951, 23 de novembro de 1979).^[2]^[4]^[5] Embora apareça apenas como um ponto,^[5] foi o primeiro satélite a ser descoberto por uma nave interplanetária. Prontamente, depois da sua descoberta, outros dois dos satélites interiores de Júpiter (Tebe e Métis) foram observados nas imagens tomadas algumas semanas antes pela sonda Voyager 1. A nave Galileu foi habilitada para determinar a forma do satélite em 1998, mas as imagens capturadas foram pobres.^[6] Em 1983, Adrasteia foi oficialmente nomeado em honra à ninfa grega Adrasteia, a filha de Zeus e o seu amante Ananké.^[3]

Características físicas

Adrasteia tem uma forma irregular com umas medidas de 20×16×14 km.^[6] Isto faz que Adrasteia seja o menor dos quatro satélites interiores. A composição e massa de Adrasteia não são conhecidas, mas assumindo que a sua densidade média seja como a de Amalteia,^[7](cerca de 0,86 g/cm³^[8]) a sua massa pode ser estimada em perto de 2×10¹⁵ kg. A densidade de Amalteia implica que o satélite está composto de água em forma de gelo com uma porosidade entre 10 e 15 por cento, e Adrasteia pode ser muito similar.^[8]

Não há pormenores da superfície conhecidos, dada a baixa resolução das imagens disponíveis.^[6]

Órbita

Adrasteia é o segundo satélite mais próximo a Júpiter e o menor dos quatro satélites interiores que compõem o grupo Amalteia. Orbita a Júpiter num raio próximo a 129 000 km (1,806 raios de Júpiter) no lado exterior do anel principal.^[7] Adrasteia é somente um dos três satélites no sistema solar conhecido por orbitar o seu planeta em menos tempo que o que dura o dia do planeta, os outros dois, são Métis, e Fobos satélite de Marte. A órbita tem uma pequena excentricidade de 0,0018 e uma inclinação de aproximadamente 0,03°.^[9] A inclinação é relativa ao equador de Júpiter.^[7]

Dado o Acoplamento de maré, Adrasteia rota sincronicamente com o seu período orbital, mantendo uma cara sempre olhando para o planeta. O seu eixo mais longo está alinhado para Júpiter, sendo esta a configuração de menor energia.^[6]

Relação com os anéis de Júpiter

Imagens do anel principal de Júpiter obtidas pela sonda New Horizons. Em cima em retrodispersão e embaixo em dispersão. Um débil anel exterior, justo fora da órbita de Adrasteia. Um oco entre as órbitas de Métis e Adrasteia é claramente visível. Métis está justo dentro do brilho exterior (~1000 km) como parte do anel.

Adrasteia é o maior contribuinte do material nos anéis de Júpiter. Este material parece consistir principalmente em nome da superfície dos quatro satélites interiores de Júpiter, que é ejetado pelos impactos de meteoritos, e facilmente perde-se no espaço. Esta perda produz-se, pela baixa densidade dos satélites, o que faz que a sua superfície se encontre muito perto da beira da sua Esfera de Hill e não permite que o material volte para o satélite.^[7]

Aparentemente, Adrasteia é a fonte maior do material deste anel. Isto é evidenciado pela alta densidade do anel na cercania da órbita de Adrasteia.^[10] Mais precisamente, a órbita de Adrasteia acerca-se mais à margem exterior do anel principal de Júpiter.^[11] A exata extensão do material visível do anel depende do ângulo de fase das imagens: na dispersão da luz, Adrasteia fica fora do anel principal,^[11] mas na retrodispersão da luz (a qual revela partículas muito maiores) aparece também um pequeno anel fora da órbita de Adrasteia.^[7]

Ver também

Notas e referências

Notas

↑ Valor aproximado, calculado.

Referências

↑ A.H. Clough (1905). Plutarch's Lives: the translation called Dryden's, vol. 3, p. 238.
↑ ^a ^b Marsden, Brian G. (25 de fevereiro de 1980). «Editorial Notice». IAU Circulars. 3454
↑ ^a ^b Marsden, Brian G. (30 de setembro de 1983). «Satellites of Jupiter and Saturn». IAU Circulars. 3872
↑ «IAUC 3454 redesignação» .
↑ ^a ^b Jewitt, D.C.; Danielson, G.E.; Synnott, S.P. (1979). «Discovery of a New Jupiter Satellite». Science. 206 (4421). 951 páginas. PMID 17733911. doi:10.1126/science.206.4421.951
↑ ^a ^b ^c ^d Thomas, P.C.; et al.; Burns, J.A.; Rossier, L.; (1998). «The Small Inner Satellites of Jupiter». Icarus. 135: 360–371. doi:10.1006/icar.1998.5976
↑ ^a ^b ^c ^d ^e Burns, J.A.; et al.; Simonelli, D. P.;Showalter, M.R. (2004). «Jupiter's Ring-Moon System» (PDF). In: Bagenal, F.; Dowling, T.E.; McKinnon, W.B. Jupiter: The Planet, Satellites and Magnetosphere. Cambridge University Press
↑ ^a ^b Anderson, J.D.; et al.; Johnson, T.V.; Shubert, G.; (2005). «Amalthea's Density Is Less Than That of Water». Science. 308: 1291–1293. PMID 15919987. doi:10.1126/science.1110422
↑ NASA. «Elementos satelitales, de JPL»
↑ Burns, J.A.; Showalter, M.R.; Hamilton, D.P.; al. (1999). «A formação dos tênues anéis de Júpiter». Science. 284: 1146–1150. PMID 10325220. doi:10.1126/science.284.5417.1146
↑ ^a ^b Ockert-Bell, M. E.; Burns, J. A.; Daubar, I. J.; al. (1999). «La estructura del sistema de anillos de Júpiter como fueron revelados por el Galileo Imaging Experiment ». Icarus. 138: 188–213. doi:10.1006/icar.1998.6072

[2] Valor aproximado, calculado.

[1] A.H. Clough (1905). Plutarch's Lives: the translation called Dryden's, vol. 3, p. 238.

[discov-3] Marsden, Brian G. (25 de fevereiro de 1980). «Editorial Notice». IAU Circulars. 3454

[marsden-4] Marsden, Brian G. (30 de setembro de 1983). «Satellites of Jupiter and Saturn». IAU Circulars. 3872

[5] «IAUC 3454 redesignação» .

[Jewitt1979-6] Jewitt, D.C.; Danielson, G.E.; Synnott, S.P. (1979). «Discovery of a New Jupiter Satellite». Science. 206 (4421). 951 páginas. PMID 17733911. doi:10.1126/science.206.4421.951

[Thomas1998-7] Thomas, P.C.; et al.; Burns, J.A.; Rossier, L.; (1998). «The Small Inner Satellites of Jupiter». Icarus. 135: 360–371. doi:10.1006/icar.1998.5976

[Burns2004-8] Burns, J.A.; et al.; Simonelli, D. P.;Showalter, M.R. (2004). «Jupiter's Ring-Moon System» (PDF). In: Bagenal, F.; Dowling, T.E.; McKinnon, W.B. Jupiter: The Planet, Satellites and Magnetosphere. Cambridge University Press

[Anderson2005-9] Anderson, J.D.; et al.; Johnson, T.V.; Shubert, G.; (2005). «Amalthea's Density Is Less Than That of Water». Science. 308: 1291–1293. PMID 15919987. doi:10.1126/science.1110422

[jpl-10] NASA. «Elementos satelitales, de JPL»

[Burns1999-11] Burns, J.A.; Showalter, M.R.; Hamilton, D.P.; al. (1999). «A formação dos tênues anéis de Júpiter». Science. 284: 1146–1150. PMID 10325220. doi:10.1126/science.284.5417.1146

[Ockert-Bell1999-12] Ockert-Bell, M. E.; Burns, J. A.; Daubar, I. J.; al. (1999). «La estructura del sistema de anillos de Júpiter como fueron revelados por el Galileo Imaging Experiment ». Icarus. 138: 188–213. doi:10.1006/icar.1998.6072

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[nota 1]

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[10]

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Luas de Júpiter
Ordenadas por distância crescente a Júpiter. Nomes temporários em itálico.
Grupo Amalteia	Métis · Adrasteia · Amalteia · Tebe
Luas de Galileu	Io · Europa · Ganímedes · Calisto
Grupo Temisto	Temisto
Grupo Himalia	Leda · Himalia · S/2018 J 1 · S/2017 J 4 · Lisiteia · Elara · Dia
Grupo Carpo	Carpo
Grupo S/2016 J 2	S/2016 J 2
Grupo Ananke	S/2003 J 12(?) · Euporia · Júpiter LX · Júpiter LV · Júpiter LII · Telxinoi · Euante · Helique · Ortósia · S/2017 J 7 · Júpiter LIV · S/2017 J 3 · Iocasta · S/2003 J 16 · Praxidique · Harpalique · Mneme · Hermipe · Tione · S/2017 J 9 · Ananke
Grupo Carme	S/2011 J 1(?) · Herse · Aitne · Cale · Taigete · S/2003 J 19 · Caldene · S/2003 J 10(?) · Erinome · Calicore · S/2017 J 5 · S/2017 J 8 · Calique · Carme · S/2017 J 2 · Pasite · Júpiter LI · Euquelade · Arque · Isonoe · S/2003 J 9 · Júpiter LVII
Grupo Pasife	S/2017 J 6 · Júpiter LVIII · S/2003 J 23 · Aoede · Caliroe · Euridome · Coré · Cilene · Júpiter LVI · Júpiter LIX · S/2003 J 4(?) · Pasife · Hegemone · Sinope · Esponde · Autonoe · Megaclite · S/2003 J 2(?)
Anéis de Júpiter